Mémoires de l’Académie des sciences, année

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Terre à la Lune ou la parallaxe lunairo est donc de 60X1594=95 640 lieues f.

Ce résultat donne en même temps la valeur des diamètres réels des deux astres. Si, en effet, le rayon de la Terre, vu de la Lune, sous-tend, à sa distance moyenne, un angle de 57', le double rayon ou le diamètre soustendra le double de ce nombre, soit 114 minutes ou 1°54'. Telle serait la grandeur apparente sous laquelle se présenterait notre globe, s’il était transporté à la distance de la Lune. Or nous savons qu’à cette distance la Lune sous-tend un angle d’environ 32 minutes, et qu’à la même distance (la distance de la Terre à la Lune est évidemment égale à celle de la Lune à la Terre) les diamètres réels sont comme les angles sous-tendus. Le diamètre réel de la Terre èst donc au diamètre réel de notre satellite comme 114 est à 32, ou, en nombres ronds, comme 4 est à 1 ; en d’autres termes, le diamètre de la Lune n’est que le quart du diamètre de la Terre (qui est de 3188 lieues), c’est-à-dire seulement de 797 lieues = /

Il serait trop long d’entrer ici dans les détails des tra- ' vaux auxquels se sont livrés Bradley, Wargentin, Lalande, Zanotti, Cassini de Thury, Triesnecker, Burckhardt, pour déterminer exactement la parallaxe de la Lune. Ces travaux ont été, en partie, réunis et discutés par l’astronome danois Olufsen, dans les Notices astronomiques de Schubert t. XIY, p. 210 et suiv.)*.

1. Supposé que les observateurs se fussent trompés d’une seconde, cette seconde d’erreur n’aurait pas très-sensiblement affecté le résultat final : ce n’aurait été qu’une différence de ou d’environ 28 lieues sur la distance moyenne exacte de la Terre à la Lune.

2. Voyez Jahn, Histoire de l’Astronomie depuis lo commencement du dix-huitième siècle jusqu’en 1842 {en allemand) , p. 149.

Masse de la Lune.

Les astronomes qui se sont occupés de la détermination de la masse lunaire, sont arrivés à des résultats fort divergents. Ainsi, la masse de la Terre étant prise pour unité, Delambre trouva Maskelyne Pas-

quich 9^, Laplace -fa-, Lindenau -g^-, pour le poids total de la Lune. Ces divergences tiennent, en grande partie, à la différence des méthodes employées. Le résultat qui ne fait de la masse (poids) de la Lune que la 88e partie de celle- de la Terre, et qui est aujourd’hui généralement adopté, a été déduit par Lindenau de la constante de nutation (8*, 938,-

Le Soleil.

L’astre du jour, ce Dieu des peuples primitifs et des sauvages, a en tout temps, comme nous l’avons vu, fixé la curiosité humaine. Mais des difficultés, en apparence insurmontables, se sont dressées en face des problèmes qui ont été successivement soulevés, à commencer par la distance qui sépare le siège de toutes nos observations et contemplations, qui sépare, en un mot, notre planète de l’astre central, régulateur, pondérateur de tous les rouages de notre monde.

Parallaxe du Soleil.

Jusque vers le milieu du dix-huitième siècle il régnait encore la plus grande incertitude sur la vraie distance de la Terre au Soleil, à cause de la petitesse de l’angle que donne le rayon terrestre, vu du Soleil. Copernic et

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Tycho^-d’accordavec Ptolémée, supposaient cette distance égale à 1200 rayons terrestres. Kepler la triplait à peu de chose près , en la portant à 3500 fois le rayon terrestre. Riccioli doublait la valeur donnée par Kepler, tandis que Hévélius ne l’augmentait que de moitié. Ges évaluations diverses étaient purement arbitraires.

Cependant on sentit de plus en plus la nécessité de déterminer exactement la parallaxe du Soleil , c’est-à-dire l’angle sous lequel un observateur, placé au centro du Soleil, verrait de là le rayon de la Terre. Depuis le milieu du siècle dernier, trois modes de détermination furent mis en pratique.

Le premier mode consistait à observer les passages de "Vénus sur le Soleil. Mais, outre que ce moyen n’est pas à la disposition de tous les astronomes, — les deux passages consécutifs (à 8 ans d’intervalle) ne se reproduisent qu’après plus de cent ans, — les observations des passages de Vénus, en 1761 et 1769, sur le disque solaire ne donnèrent pas (surtout celles du premier passage) les résultats qu’on espérait1.

1. Les observations du passage de 1761, faites au cap de Bonne- Espérance, en Laponie etàToboisk en Sibérie, donnèrent pour l’angle que sous-tend le rayon terrestre, vu du Soleil, à la distance moyenne, une valeur d’environ 9 secondes. Pour l’observation du passage de 1769, l’abbé Chappo (qui avait déjà fait le voyage de Sibérie pour le passage de Vénus de 1761) se rendit en Californie, où il mourut. Le capitaine Cook et l’astronome Green abordèrent à Taïti dans l’océan Austral. Drymond et Wales s’établirent près de la baie d’Hudson, dans l’Amérique septentrionale, et Call à Madras, dans l’Hindostan. Le P. Bell fut envoyé par le roi de Danemark à Wardhuis, à l’extrémité septentrionale du continent d’Europe; l’astronome Planman, Suédois, prit station à Cajanenbourg en Finlande, et l’Académie de Saint-Pétersbourg envoya des astronomes dans divers lieux de la Laponie russe. La moyenne do ces observations, faites sur différents points du globe, donna 8", 59 pour la parallaxe du Soleil.

N’oublions pas ici la touchante histoire de l’astronome Legentil (mort eu 1792), qui, par ordre de l’Académie des sciences, devait observor le passage de 1761 à Pondichéry. Il s’embarqua le 26 mars

En discutant les observations des passages de Vénus de 1761 et 1769, Encke * trouva 8"58 (angle sous-tendu par le rayon équatorial de la Terre), ce qui implique une distance égale à 23 984 rayons terrestres, (équatoriaux) correspondant à 38 230 496 lieues (de 4000 mètres) ; il pensait en même temps que la parallaxe solaire pourrait osciller entre 8", 54 et 8", 61, et que les observations des futurs passages de'Vénus, en 1874 et 1882, confirmeraient peut-être la fixité de ces limites *.

Le second procédé pour la détermination de la parallaxe solaire consistait dans l’emploi de la parallaxe de Mars en opposition (qui est d’un peu plus de 21 secondes). Mais il est impossible de répondre ici d’une demiseconde, même pour des observations de distances zénithales, mesurées dans les circonstances les plus favorables, et l’erreur d’une demi-seconde fausserait la parallaxe du Soleil de près d’un quarantième du total. Il n’y a donc rien d’étonnant à ce que les observations de Lacaille, faites en 1751 , au cap de Bonne-Espérance, dans les conditions les plus défavorables, aient donné une parallaxe de 10",71.

1760 et atterrit à l’Ile de France le 10 juillet suivant. Mais à raison de la guerre, qui avait éclaté entre la France et l’Angleterre, Lepentil dut attendre cinq mois qu’une frégate française osât se risquer dans les mers de l’Inde; en arrivant devant Pondichéry (le 2'* mai 1761), il trouva cette ville au pouvoir des Anglais, et il ne put observer, le 5 juin, qu’en pleine mer, sur le pont vacillant d’un navire, le phénomène céleste, qui était le but de son voyage. L’observation était manquée. Il prit alors la résolution héroïque d’attendre huit ans, dans les parages de l’Inde, le passage de 1769. Mais, par une nouvelle fatalité, un petit nuage cacha le Soleil, juste au moment du passage de Vénus.

1. François Encke (né à Hambourg en 1791) eut pour maître Gauss à Gœttingue, et fut, en 1826, appelé à diriger l’Observatoire de Berlin. 11 eut une grande part à l’élaboration de l’Atlas des cartes célestes et publia beaucoup d’importantes notices dans l’Annuaire astronomique de Berlin. L’une des comètes périodiques porte le nom d’Encke.

2. Encke, dans les Mémoires de l’Académie de Berlin, année 1835, p, 309.

ASTRONOMIE MODERNE

Enfin le troisième procédé avait pour fondement les perturbations des planètes et de la Lune, calculées analytiquement et comparées aux observations. Laplace, en se servant de ce procédé, a fait ici la réflexion suivante :

« Il est très-remarquable qu’un astronome, sans sortir de son observatoire, en comparant seulement ses observations à l’analyse, eût pu déterminer exactement la grandeur et l’aplatissement de la Terre et sa distance au Soleil et à la Lune, éléments dont la connaissance a été le fruit de longs et pénibles voyages dans les deux hémisphères. » Le résultat obtenu par Laplace ne s’éloignait ' ‘ pas beaucoup de ceux que Delambre (8", 8) et Zach (8", 7) avaient déduit de leurs tables du Soleil1.

Nous avons vu que, pour la parallaxe de la Lune, l’erreur d’une seconde n’a pas une grande importance. Mais la môme erreur est loin d’être négligeable quand il s’agit de la parallaxe du Soleil*, pour laquelle le nombre de 8", 57, conclu du passage de Vénus, en 1769, avait été généralement adopté. Les meilleurs astronomes admettaient encore une incertitude d’environ 500000 lieues.

On continuait ainsi à se préoccuper de la question, ‘ lorsque la détermination de la vitesse de la lumière, par MM. Fizeau et Léon Foucault, fit naître une nouvelle méthode, plus exacte que les anciennes, pour déterminer notre distance du Soleil.

D’après les observations précises de L. Foucault, la vitesse de la lumière est de 298 millions de mètres (298 000 kilomètres ou 74500 lieues) par seconde*. La

1. Ce résultat s’accorde aussi sensiblement avec celui que M. Le Verrier a déduit, en 1873, de plusieurs séries d’observations relatives aux mouvements des planètes, particulièrement de Mars et de Vénus.

2. L’erreur d’une seconde aurait pour résultat d’introduire dans la distance de la Terre au Soleil une différence d’environ un huitième, c’est-à-dire une erreur de près de cinq millions de lieues.

3. Depuis Rœmer on avait adopté le nombre de 77 000 lieues (environ 308000 kilomètres par seconde). Le résultat obtenu par L. Fou-

distance de la Terre au Soleil, évaluée à 38230 496 de lieues, devra ainsi subir une diminution de c’est-àdire de plus d’un million de. lieues (1 261 000 lieues de 4 kilomètres). La parallaxe solaire sera donc de 8", 86, c’est ce qui résulte aussi d’une nouvelle discussion (1864) des observations du passage de Vénus en 1769.

Le procédé de Léon Foucault fut communiqué à l’Académie des siences, vers la fin de septembre 1862, par Babinet. « Nous conservons encore, disait l’habile physicien, le mot de paiallaxe , quoique, dans le procédé de M. Foucault, il ne soit besoin d’aucune mesure d’angle et que la distance de la Terre au Soleil y soit directement déterminée ainsi qu’il suit : M. Foucault mesure la vitesse de la lumière ; l’astronomie, par la mesure de l’aberration1, nous dit que la vitesse moyenne de la Terre autour du Soleil est un dix-millième de celle de la lumière. Prenant donc la dix-millième partie du nombre trouvé pour la vitesse de la lumière, j’ai la vitesse de la Terre, c’est-à-dire le chemin qu’elle parcourt en une seconde de temps. Multipliant ce nombre de mètres par le nombre de secondes qu’il y a dans l’année sidérale, j’obtiens le contour du cercle entier de la Terre. Divisant par le rapport connu («) de la circonférence au diamètre, j'ai le diamètre même de l’orbite annuelle de la Terre, dont enfin la moitié est la distance de la Terre au Soleil s. »

D’après les Tables du Soleil de Piazzi, Zach, Delambrc, Garlini et Bessel, et surtout d’après les travaux de Laplace, le diamètre apparent du Soleil, à une distance moyenne de la Terre, est de 32'1",8, ne dépassant que de

cault a été confirmé tout récemment (en 1873) par les expériences de M. Cornu.

1. L’aberration se mesure par l’angle d’un triangle, dont deux côtés sont représentés par la vitesse de la Terre dans son orbite ci par la vitesse de la lumière. L’angle maximum d’aberration a été trouvé égal à 20*, 44.

2. Comptes rendus de l'Académie des sciences, septembre 1862.

54", 8 celui de la Lune ; au périhélie il augmente jusqu’à 32'34",6, et à l’aphélie il diminue jusqu’à 31'30",1. Combinant ces données avec eelles de la parallaxe, on a trouvé que le diamètre réel du soleil est de 1 46 600 myriamètres, ou 112 fois plus grand que le diamètre de la Terre.

Masse du Soleil.

D’après les calculs d’Encke, prenant pour base la formule que Sabine a donnée, la masse du Soleil est égale à 359 551 fois la masse de la Terre, ou 355 499 fois les' masses de la Terre et de la Lune réunies. La densité du Soleil n’est donc qu’un quart (plus exactement 0,252) de celle de la Terre '.

W. Herschel et Wurm ont supposé au Soleil un aplatissement moyen de dans le sens du diamètre horizontal.

Suivant les travaux, plus récents, de Galle, le volume et la masse du Soleil sont 738 fois plus grands que le volume et la masse de toutes les planètes réunies.

Mouvements du Soleil.

Si le Soleil peut-être considéré -comme immobile, relativement aux astres qui accomplissent autour de lui leurs révolutions périodiques, il tourne, en réalité, luimême autour du centre de gravité de tout le système, et ce point, situé dans l’intérieur du Soleil, quels que soient les changements qui ne cessent de se produire dans les positions respectives des planètes, est lui-même transporté dans l’espace, avec une vitesse relative d au moins 619 000